Planetologia Extrasolare

Presentazione sul tema: "Planetologia Extrasolare"— Transcript della presentazione:

1 Planetologia Extrasolare
Cenni teorie formazione pianeti Extrasolari R.U. Claudi

2 Previsioni del modello standard
Le orbite dei pianeti sono quasi circolari e complanari I pianeti giganti si formano solo a grandi distanze dalla stella centrale Nelle zone centrali (ed in particolare nella regione di abitabilità) dovrebbero formarsi pianeti rocciosi

3 Migrazione: 3 processi fisici distinti
1) Il pianeta interagisce marealmente con il disco di gas (e polvere). Avviene nei primi 3-5 Myr, poi il disco di gas viene dissipato. Caso degli ‘hot Jupiters’? 2) Migrazione per scattering di planetesimi. Avviene nelle fasi finali di formazione dei pianeti e continua fino a che tutti i planetesimi sono stati spazzati via. Il sistema solare. E’ il caso anche di altri pianeti extrasolari? 3) Migrazione per espulsione di uno o piu’ pianeti dal sistema. Avviene al termine del processo di formazione planetaria, dopo un periodo di evoluzione dinamica caotica. E’ il caso di pianeti extrasolari eccentrici?

4 Migrazione per close encounters (S-U-N)
Componente z di L H = (a (1 – e2) )½ cos i Se H > Hp migrazione verso esterno Se H < Hp migrazione verso interno Migrazione per scattering (solo G) Conservazione dell’energia GM٭ / 2 ( 1 / ap + 1 / as) = GM٭ / 2 ( 1 / a’p ) Sempre migrazione verso l’interno

5 Migrazione di tipo I: pianeti piccoli.
Risonanze di Lindblad e corotanti (gia’ note per i dischi planetari) causano la formazione di onde di densita’ a spirale, trasferimento di momento angolare dal pianeta al disco. Il momento torcente delle risonanze esterne piu’ forte rispetto a quelle interne: migrazione verso l’interno Corotante: m (n - P) = 0 Lindblad: m (n - p) = ± Verticale: m (n - p) = ± p = pattern speed: velocita’ angolare dei termini perturbativi nello sviluppo del potenziale gravitazionale del pianeta m p = m np + k p + p p N sono I potenziali gravitazionali cr = j p + j’  + p p + p’  + q p + q’ Attenzione: n non e’ Kepleriano per la pressione del gas! ngas < nKep

6 I = (2.7 + 1.1 ) -1 Mstar2 / (Mp  rp2 ) (c / rp p)2 p -1
Onde di densita’ causate da risonanze Differenza tra i momenti torcenti esterno e interno I = ( ) -1 Mstar2 / (Mp  rp2 ) (c / rp p)2 p -1 Problema: un pianeta di 10 MTerra a 5 AU in un disco con 0.02 Msole cade nel sole in 8 x 104 anni!!

7 Il pianeta cresce e si forma un gap in corrispondenza all’orbita del pianeta: migrazione di tipo II
II = 3 x 105 ( / 10-4) -1 yr Variazione di densita’ nel disco.

8 Cosa impedisce al pianeta di cadere sulla stella?
Massa del pianeta 1 MTerra Migrazione tipo I Il pianeta cresce rapidamente in massa: 10 MTerra Migrazione tipo II Cosa impedisce al pianeta di cadere sulla stella? Il pianeta raggiunge la sua massa finale mentre rimane agganciato al moto viscoso del disco.

9 LA MAGNETOSFERA DELLA STELLA
Quando la pressione magnetica del campo della stella equivale la pressione dovuta all’evoluzione viscosa del disco la materia viene deviata dal campo. Il disco viene svuotato e l’inflow segue le linee di campo. Questo avviene in prossimita’ del raggio di corotazione. Rc = (GM* P* / 4  2) 1/3 Periodo di rotazione delle stelle T-Tauri ~ 1-10 giorni P = 1 giorno Rc ~ 0.02 AU P= 5 giorni Rc ~ 0.06 AU P = 10 giorni Rc ~ 0.09 AU 21 pianeti extrasolari orbitano entro 0.09 AU dalla stella (51 Peg, Ups And b, Tau Boo......)

10 PROBLEMA 1: SISTEMARE I TEMPI SCALA
Formazione pianeti giganti: Core-accretion: ~ 2-5 x 106 yr Instabilita’: ~ yr Migrazione planetaria: Tipo 1: 104 – 105 yr Tipo 2: – 106 yr Vita media del disco di gas: 2-5 x 106 yr PROBLEMA 2: LE ORBITE DI MOLTI PIANETI SONO ECCENTRICHE Migrazione planetaria richiede orbite circolari. Se orbite eccentriche (e > 1.1 h/r) la migrazione puo’ anche invertirsi! (Papaloizou & Larwood 2000)

11 PROBLEMA 3: SISTEMI CON PIU’ DI UN PIANETA.
1) Per la migrazione di tipo I, cosa succede alle onde di densita’? Se sovrapposizione, i momenti torcenti si intrecciano. Non ci sono simulazioni al momento. 2) Le mutue perturbazioni tra i pianeti fanno aumentare le eccentricita’ e la migrazione si puo’ invertire. Inoltre, non si sa se il pianeta riesce ad aprire un gap in presenza delle perturbazioni del secondario. Mancano simulazioni e i vari autori glissano.... PROBLEMA 4: LA MIGRAZIONE PER SCATTERING DI PLANETESIMI RICHIEDE DENSITA’ VOLTE LA MMSN (Murray et al. 1998).

12 3. Interazioni tra pianeti giganti (modello dei Jumping Jupiter)
( Weidenschilling & Marzari ; Marzari & Weidenschilling 2002 ) 1) 2) 3) Espulsione di un pianeta in orbita iperbolica Inserimento di un altro in orbita eccentrica, interna ed inclinata, I pianeti effettuano incontri ravvicinati (fase caotica) I pianeti giganti si formano oltre la frost–line secondo il modello standard Le orbite sono interne, eccentriche e con elevate inclinazioni mutue

13 FORMAZIONE DEI PIANETI IN SISTEMI STELLARI BINARI
~ 50% delle stelle in sistemi binari Picco del semiasse ~ 50 AU, picco dell’eccentricita’ DOMANDA: e’ possibile la formazione dei pianeti nonostante le perturbazioni gravitazionali della stella compagna? L1551 IRS5: dischi attorno a ciascuna componente (infrarosso, Rodriguez et al. 1998). Le masse dei dischi sono circa 0.04 MSUn > MMSN

14 Troncamento del disco dovuto alle perturbazioni della secondaria
Troncamento del disco dovuto alle perturbazioni della secondaria. (Artymowicz & Lubow 1994) Diversi valori di viscosita’ Log  = -14, -11,  = 0.3 e = 0  = 0.3 e = 0.3

15 Stabilita’ a lungo termine di orbite planetarie in sistemi binari con stelle vicine. (Holman & Wiegert 1999)

16 ALCUNI DEI PROBLEMI APERTI
Formazione dei pianeti giganti e presenza del core: il modello standard funziona ancora? Massima massa di un pianeta (nana bruna?) Migrazione planetaria: tempi scala e processi fisici coinvolti. Come fermare le migrazione? I pianeti di tipo terrestre possono sopravvivere in presenza di un gigante gassoso che migra? Gli ‘Hot Jupiters’ possono evaporare? Sistemi come il nostro sono rari? La dinamica e stabilita’ di orbite di tipo S e P in sistemi stellare binari (e multipli)